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Hopmann: Die St fen. * Die Natur- 
P er wissenschaften 
gemeinsam durch das Weltall wandert. Das gungen einen gemeinsamen Konvergenzpunkt ha- 
gleiche gilt von der Präsepe, die um 1860 von 
Winnecke in Bonn und 1890 von Schur in Göt- 
tingen bearbeitet wurde. Noch typischer aber lie- 
gen die Verhältnisse bei den Hyaden. 1910 
konnte Boß in Amerika durch Diskussion aller 
zugehörigen Beobachtungen des 19. Jahrhunderts 
die scheinbaren Bewegungen von 50 Sternen in 
dieser Gruppe bzw. ihrer Nachbarschaft ermitteln. 
In Fig. 1 bezeichnen die Punkte die 
augenblicklichen Stellungen dieser Sterne, die 
Pfeile nach Größe und Richtung ihre Bewegung 
in 50000 Jahren. Diese konvergieren offensicht- 
lich nach einem bestimmten Punkte, d. h. die 
Sterne bewegen sich parallel durch das Weltall 
von uns fort (vgl.- die Schienen eines größeren 

Fig. 2 MilchstraBenhaufen M 36. 
Bahnhofes). . Bestätigt wird dies durch Bonner 
spektrographische Bestimmungen der Radialge- 
schwindigkeiten einzelner von ihnen. Boß ge- 
langt weiter zu folgenden Ergebnissen: Die Ent- 
fernung der Gruppe von uns beträgt zurzeit 130 
Lichtjahre; nach 30 Millionen Jahren wird sie 
nur so groß wie die Plejaden aussehen, während 
sie jetzt etwa % so groß wie das Sternbild des 
Orion erscheint. Vor 1 Million Jahren war sie 
uns am nächsten, scheinbar doppelt so groß wie 
heute: Übrigens ist der Orion selbst als ein 
Sternhaufe aufzufassen. Denn die meisten seiner 
Sterne haben bei gleicher physikalischer Struktur 
(Heliumsterne) gemeinsame Bewegung von uns 
fort. Ein anderer uns noch näher stehender Be- 
wegungshaufe ist die sogenannte ‚„Bärenfamilie“. 
Hier sind einige 20 Sterne bekannt, deren Bewe- 
ben. Sie verteilen sich über einen beträchtlichen 
Teil des Himmels (5 von den Hauptsternen des 
großen Bären, Sirius, Sterne in der Krone, im 
Bootes usw.). Auch hier gehören die Sterne meist 
dem gleichen Spektraltypus an. Eine Reihe von 
ihnen sind ferner spektroskopische Doppelsterne, 
deren Bahnebenen, wie Guthnick und Prager in 
Berlin gezeigt haben, in die Richtung der Be- 
wegung dieses Haufens fallen. 
IH. 
Trotz der 130 Lichtjahre Entfernung der Hy- 
aden u. a. müssen wir die Bewegungshaufen noch 
als unsere nähere Umgebung betrachten. In ganz 
anderen Weiten liegen die nunmehr zu bespre- 
chenden Milchstraßenhaufen. Wie ihr Name sagt, 
stehen sie alle in oder dicht bei jenem schim- 
mernden Gürtel, dessen Entschleierung fast 
gleichbedeutend ist mit der des Universums. Sie 
sind identisch mit den meist als mehr oder weni- 
ger grob zerstreut bezeichneten Sternhaufen. 
sind es, die auszumessen die Astronomen des ver- 
gangenen. Jahrhunderts zum Teil 
waren. Bekannte unter ihnen sind h und x Persei, 
in der Lage ° 

Sie 3 
M 11, M 35 usw. Das beifolgende Bild, Fig. 2, ist ° 
eine Reproduktion einer von mir 1918 erhaltenen 
Aufnahme des Haufens M 36. 
Die große Zahl 
der schwächsten Sterne ist im Druck natürlich © 
verloren gegangen. Die Seite eines Quadrats des 
aufkopierten Gitters entspricht 200’. 
Auf einer — 
Fläche von 6X 7 Quadraten (etwa % der schein- © 
baren Mondoberfläche) habe ich 560 Sterne ge- 
messen. 
Zum Vergleich diene, daß Valentiner um 1870 
in Karlsruhe 36 Sterne in dem ganzen Haufen 
Das dichteste Quadrat enthielt 40 Sterne. — : 
optisch gemesssen hat, Oppenheim in Wien 1896 ~ 
photographisch 93 in der gleichen Fläche. 
Wie ein Vergleich mit den Aufnahmen der# 
amerikanischen Licksternwarte und den Heidel- 
berger photographischen Himmelskarten von Wolf | 
und Palisa zeiet, sind M 36 und alle diese Objekte 
nur als lokale dichtere Stellen der Milchstraße auf- 
zufassen. Vor der weiteren Besprechung der phy- 
sikalischen Struktur dieser Haufen sei erst 
einiges über die photographische Helliekeits- 
bestimmung der schwachen Fixsterne gesagt. 
Eine absolute 
Sterne auf einer 
Grund der Angaben über Instrument, Expositions- 
dauer, Plattenempfindlichkeit usw. ist uns heute 
noch nicht möglich. Durch umfangreiche Unter- 
. suchungen verschiedener Astronomen 
Helligkeiten einiger 100 Sterne in der Umge- 
bung des Nordpols bekannt. 
keiten der Haufensterne zu ermitteln, nimmt man 
in der gleichen Nacht auf der gleichen Platte” 
und mit demselben Instrument bei gleicher Ex- 
positionsdauer kurz hintereinander den Stern- 
haufen und den Pol auf. 
Polsterne geben dann den Anhalt für die der 
Sterne in dem. betreffenden Haufen. Bei je 1%- 
Helligkeitsbestimmung der” 
photographischen Platte -auf 
N 
sind die 
Um nun die Hellig- 1 
Die Helligkeiten der’ 


